Варіантів сходу з орбіти 3 - перейти на нову орбіту (яка в свою чергу може виявитися ближче або далі від сонця або взагалі бути дуже витягнутій), впасти на Сонце і покинути сонячну систему. Розглянемо лише третій варіант, який, на мій погляд, найцікавіший.

У міру того як ми будемо віддаляться від сонця, буде менше ультрафіолету для фотосинтезу та й середня температура по планеті буде зменшаться рік за роком. Першими будуть страждати рослини, що призведе до серйозних потрясінь в харчових ланцюжках і в екосистемах. І льодовиковий період настане досить спритно. Єдині оазиси з більш-менш умовами будуть поблизу геотермальних джерел, гейзерів. Але не надовго.

Через кілька років (до речі, пір року вже не буде), на певній відстані від сонця на поверхні нашої планети почнуться не зовсім звичайні дощі. Це будуть дощі з кисню. Якщо пощастить, може і сніг з кисню піде. Чи зможуть люди до такого пристосується на поверхні однозначно сказати не можу - їжі то теж не буде, сталь в таких умовах буде занадто крихкою, так що паливо як добувати неясно. поверхню океану замерзне на солідну глибину, крижана шапка через розширення льоду покриє всю поверхню планети крім гір - планета наша стане білою.

Але температура ядра планети, мантії не зміниться, так що під крижаною шапкою на глибині декількох кілометрів температура збережеться цілком терпимою. (Якщо прокопати таку шахту і забезпечити постійною їжею і киснем - там навіть можна буде жити)

Найцікавіше - в морських глибинах. Там, куди і зараз не проникає промінь світла. Там, на глибині в кілька кілометрів під поверхнею океану, існують цілі екосистеми, які абсолютно ніяк не залежать від сонця, від фотосинтезу, від сонячного тепла. Там свої кругообіг речовин, хемосинтез замість фотосинтезу, а потрібна температура підтримується за рахунок тепла нашої планети (вулканічна активність, підводні гарячі джерела, і так далі) Оскільки температура всередині нашої планети забезпечується її гравітацією, масою, навіть без сонця, то і за межами сонячної системи, там будуть підтримуватися стабільні умови, потрібна температура. А життя, яка кипить в морських глибинах, на дні океану, навіть не помітить що сонце пропало. Та життя навіть не дізнається, що наша планета колись оберталася навколо сонця. Можливо, вона буде еволюціонувати.

Також малоймовірно але теж можливо, що сніговий кулька - Земля коли - небудь, через мільярди років, долетить до однієї з зірок нашої галактики і потрапить на її орбіту. Так само можливо, що на тій орбіті іншої зірки наша планета "відтане" і на поверхні з'являться сприятливі для життя умови. Можливо, життя в морських глибинах, подолавши весь цей шлях, знову вийде на поверхню, як це вже сталося колись. Може бути, в результаті еволюції на нашій планеті після такого з'явиться знову розумне життя. І нарешті, може бути, вони в останках одного з дата-центрів знайдуть вцілілі носії з питаннями і відповідями сайту

що то Ваша розмова - "пробила":

Яка відстань від Землі до Сонця?

Відстань між Землею і Сонцем коливається від 147 до 152 млн. Км. Його вдалося дуже точно виміряти за допомогою радарів.

Що таке світловий рік?

Світловим роком називають відстань в 9460 млрд. Км. Саме такий шлях проходить світло за рік, рухаючись з постійною швидкістю 300000 км / с.

А чи далеко до Місяця?

Місяць - наша сусідка. Відстань до неї в найближчій до Землі точці орбіти становить 356 410 км. Максимальне видалення Місяця від Землі - 406 697 км. Відстань вирахували за часом, який треба було лазерному променю, щоб досягти Місяця і повернутися назад, відбившись від дзеркал, залишених на поверхні Місяця американськими астронавтами і радянськими місячними апаратами.

Що таке парсек?

Парсек дорівнює 3,26 світлового року. У парсеках вимірюються параллаксного відстані, тобто відстані, обчислені геометрично по дрібних зрушень видимого положення зірки при русі Землі навколо Сонця.

Яку найдальшу зірку можна побачити?

Найвіддаленіші космічні об'єкти, які можна спостерігати з Землі, - квазари. Вони знаходяться на відстані 13 млрд. Світлових років від Землі.

Чи видаляються зірки?

Дослідження червоного зсуву показують, що все галактики віддаляються від нашої. Чим далі, тим швидше вони рухаються. Найбільш далекі галактики рухаються практично зі швидкістю світла.

Як вперше виміряли відстань до Сонця?

У 1672 р два астронома - Кассіні у Франції і Ріхер в Гвіані - відзначили точне положення Марса на небі. Вони розрахували відстань до Марса по невеликій різниці між цими двома вимірами. А потім вчені за допомогою елементарної геометрії вирахували відстань від Землі до Сонця. Величина, отримана Кассіні, виявилася заниженою на 7%.

Яке відстань до найближчої зірки?

Найближча до Сонячної системи зірка - Проксіма Центавра, відстань до неї становить 4,3 світлового року, або 40 трлн. км.

Як астрономи вимірюють відстані?

Яке відстань від Землі до Сонця?

сонце(Далі С.) - центральне тіло Сонячної системи, являє собою розпечену плазмову кулю; С. - найближча до Землі зірка. Маса С. - 1,990 1030 кг (В 332 958 разів більша за масу Землі). В С. зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс (кут, під яким з центру С. видно екваторіальний радіус Землі, що знаходиться на середній відстані від С., дорівнює 8 ", 794 (4,263'10 \u003d 5 рад). Відстань від Землі до С. змінюється від 1,4710'1011 м (січень) до 1,5210'1011 м (липень), складаючи в середньому 1,4960'1011 м (Астрономічна одиниця). Середній кутовий діаметр С. становить 1919 ", 26 (9,305'10 \u003d 3 рад), чому відповідає лінійний діаметр С. 1,392'109 м (в 109 разів більше діаметру екватора Землі). Середня щільність С. 1,41'103 кг / м3. Прискорення сили тяжіння на поверхні С. складає 273,98 м / с 2. Параболічна швидкість на поверхні С. (друга космічна швидкість) 6,18'105 м / сек. Ефективна температура поверхні С., що визначається, згідно Стефана - Больцмана законом випромінювання, по повному випромінюванню С. (див. Сонячна радіація), дорівнює 5770 К.

Історія телескопічних спостережень С. починається з спостережень, виконаних Г. Галілеєм в 1611; були відкриті сонячні плями, визначено період обертання С. навколо своєї осі. У 1843 німецький астроном Г. Швабе виявив циклічність сонячної активності. Розвиток методів спектрального аналізу дозволив вивчити фізичні умови на С. У 1814 Й. Фраунгофер виявив темні лінії поглинання в спектрі С. - це поклало початок вивченню хімічного складу С. З 1836 регулярно ведуться спостереження затемнень С., що привело до виявлення корони і хромосфери З ., а також сонячних протуберанців. У 1913 американський астроном Дж. Хейл спостерігав зєємановських розщеплення фраунгоферових ліній спектру сонячних плям і цим довів існування на С. магнітних полів. До 1 942 шведський астроном Б. Едлен і ін. Ототожнили кілька ліній спектру сонячної корони з лініями високоіонізованних елементів, довівши цим високу температуру в сонячній короні. У 1931 Б. Ліо винайшов сонячний коронограф, що дозволив спостерігати корону і хромосферу поза затемнень. На початку 40-х рр. 20 в. було відкрито радіовипромінювання Солнца.Существенним поштовхом для розвитку фізики С. в 2-ої половини 20 ст. послужило розвиток магнітної гідродинаміки й фізики плазми. Після початку космічної ери вивчення ультрафіолетового і рентгенівського випромінювання С. ведеться методами внеатмосферной астрономії за допомогою ракет, автоматичних орбітальних обсерваторій на супутниках Землі, космічних лабораторій з людьми на борту. В СРСР дослідження С. ведуться на Кримській і Пулковської обсерваторіях, в астрономічних установах Москви, Києва, Ташкента, Алма-Ати. Абастумани, Іркутська і ін. Дослідженнями С. займається більшість зарубіжних астрофізичних обсерваторій (див. Астрономічні обсерваторії і інститути).

Обертання С. навколо осі відбувається в тому ж напрямку, що і обертання Землі, в площині, нахиленій на 7? 15 "до площини орбіти Землі (екліптики). Швидкість обертання визначається по видимому руху різних деталей в атмосфері С. і по зрушенню спектральних ліній в спектрі краю диска С. внаслідок ефекту Доплера. Таким чином було виявлено, що період обертання С. неоднаковий на різних широтах. Положення різних деталей на поверхні С. визначається за допомогою геліографічних координат, що обчислюються від сонячного екватора (геліографічна широта) і від центрального меридіана видимого диска С. або від певного меридіана, обраного в якості початкового (т. н. меридіана Каррингтона). При цьому вважають, що С. обертається як тверде тіло. Положення початкового меридіана приводиться в Астрономічних щорічниках на кожен день. Там же наводяться відомості про положенні осі С. на небесній сфері. Один оборот відносно Землі точки з гелиографической широтою 17? здійснюють за 27,275 діб ( синодичний період). Час обороту на тій же широті С. щодо зірок (сидеричний період) - 25,38 діб. Кутова швидкість обертання w для сидерического обертання змінюється з гелиографической широтою j по закону: w \u003d 14 ?, 44-3? sin2j на добу. Лінійна швидкість обертання на екваторі С. - близько 2000 м / сек.

С. як зірка є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зір на Герцшпрунга - Ресселла діаграмме.Відімая фотовізуальная зоряна величина С. дорівнює - 26,74, абсолютна візуальна зоряна величина Mv дорівнює + 4,83. Показник кольору С. становить для випадку синій (В) і візуальної (V) областей спектру MB - MV \u003d 0,65. Спектральний клас С. G2V. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зірок 19,7? 103 м / сек. С. розташоване всередині однієї зі спіральних галузей нашої Галактики на відстані близько 10 КПС від її центру. Період обертання С. навколо центру Галактики близько 200 млн. Років. Вік С. - близько 5? 109 років.

Внутрішня будова С. визначено в припущенні, що воно є сферично симетричним тілом і знаходиться в рівновазі. Рівняння перенесення енергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу, закон Стефана - Больцмана і умови гідростатичного, променистого і конвективного рівноваги разом з обумовленими зі спостережень значеннями повної світності, повної маси і радіусу С. і даними про його хімічний склад дають можливість побудувати модель внутрішньої будови С. Вважають, що вміст водню в С. за масою близько 70%, гелію близько 27%, зміст всіх інших елементів близько 2,5%. На підставі цих припущень обчислено, що температура в центрі С. складає 10-15? 106К, щільність близько 1,5'105 кг / м3, тиск 3,4'1016 н / м2 (близько 3'1011 атмосфер). Вважається, що джерелом енергії, які поповнюють втрати на випромінювання і підтримує високу температуру С., є ядерні реакції, що відбуваються в надрах С. Середня кількість енергії, що виробляється всередині С., становить 1,92 ерг на г в сек.Виделеніе енергії визначається ядерними реакціями , при яких водень перетворюється в гелій. На С. можливі 2 групи термоядерних реакцій такого типу: т. Н. протон-протонний (водневий) цикл і вуглецевий цикл (цикл Бете). Найбільш ймовірно, що на С. переважає протон-протонний цикл, що складається з 3 реакцій, в першій з яких з ядер водню утворюються ядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса 2); в другій з ядер дейтерію утворюються ядра ізотопу гелію з атомною масою 3 і, нарешті, в третій з них утворюються ядра стійкого ізотопу гелію з атомною масою 4.

Перенесення енергії з внутрішніх шарів С. в основному відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що приходить знизу, і наступного перевипромінювання. В результаті зниження температури при видаленні від центру С. поступово збільшується довжина хвилі випромінювання, що переносить більшу частину енергії в верхні шари (див. Вина закон випромінювання) .Перенос енергії рухом гарячого речовини з внутрішніх шарів, а охолодженого всередину (конвекція) відіграє істотну роль в порівняно більш високих шарах, що утворюють конвективну зону С., яка починається на глибині близько 0,2 сонячних радіусу і має товщину близько 108 м. Швидкість конвективних рухів зростає з віддаленням від центру С. і в зовнішній частині конвективної зони досягає (2-2, 5)? 103 м / сек. У ще більш високих шарах (в атмосфері С.) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. У верхніх шарах атмосфери С. (в хромосфері і короні) частина енергії доставляється механічними і магнітогідродинамічними хвилями, які генеруються в конвективного зоні, але поглинаються лише в цих шарах. Густина у верхній атмосфері дуже мала, і необхідний відвід енергії за рахунок випромінювання і теплопровідності можливий тільки, якщо кінетична температура цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячної корони велику частину енергії забирають потоки речовини, які рухаються від С., т. Н. сонячний вітер. температура в кожному шарі встановлюється на такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії: кількість принесеної енергії за рахунок поглинання всіх видів випромінювання, теплопровідністю або рухом речовини дорівнює сумі всіх енергетичних втрат шару.

Повне випромінювання С. визначається по освітленості, створюваної ним на поверхні Землі, - близько 100 тис. Лк, коли С. знаходиться в зеніті. Поза атмосферою на середній відстані Землі від С. освітленість дорівнює 127 тис. Лк. Сила світла С. становить 2,84? +1027 світлове кількість енергії, що припадає в 1 хв на площу в 1 см3, поставлену перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери на середній відстані Землі від С., називають сонячною константою. Потужність загального випромінювання С. - 3,83? 1026 вт, з яких на Землю потрапляє близько 2? +1017 вт, середня яскравість поверхні С. (при спостереженні поза атмосферою Землі) - 1,98? 109 нт, яскравість центру диска С. - 2,48? 109 нт. Яскравість диска С. зменшується від центру до краю, причому це зменшення залежить від довжини хвилі, так що яскравість на краю диска С., наприклад для світла з довжиною хвилі 3600 A, складає близько 0,2 яскравості його центру, а для 5000 A - близько 0,3 яскравості центру диска С. на самому краю диска С. яскравість падає в 100 разів протягом менше однієї секунди дуги, тому межа диска С. виглядає дуже різкою (рис. 1).

Спектральний склад світла, випромінюваного С., т. Е. Розподіл енергії в спектрі С. (після врахування впливу поглинання в земній атмосфері і впливу фраунгоферових ліній), в загальних рисах відповідає розподілу енергії в випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. в окремих ділянках спектра можуть помітні відхилення. Максимум енергії в спектрі С. відповідає довжині хвилі 4600 A. Спектр С. - це безперервний спектр, на який накладено більше 20 тис. Ліній поглинання (фраунгоферових ліній). Більше 60% з них ототожнене зі спектральними лініями відомих хімічних елементів шляхом порівняння довжин хвиль і відносної інтенсивності лінії поглинання в сонячному спектрі з лабораторними спектрами. Вивчення фраунгоферових ліній дає відомості не тільки про хімічний склад атмосфери С., але і про фізичні умови в тих шарах, у яких утворюються ті чи інші лінії поглинання. Переважним елементом на С. є водень. Кількість атомів гелію в 4-5 разів менше, ніж водню. Число атомів всіх інших елементів разом узятих, по крайней мере, в 1000 разів менше числа атомів водню. Серед них найбільш рясні кисень, вуглець, азот, магній, кремній, сірка, залізо та ін. В спектрі С. можна ототожнити також лінії, що належать деяким молекулам і вільним радикалам: OH, NH, CH, CO та ін.

Магнітні поля на С. вимірюються головним чином по зєємановського розщеплювання ліній поглинання в спектрі С. (див. Зеемана ефект). Розрізняють декілька типів магнітних полів на С. (див. Сонячний магнетизм). Загальне магнітне нулі С. невелике і напруженості в 1 е тій чи іншій полярності і змінюється з часом. Це поле тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і його секторної структурою. Магнітні поля, пов'язані з сонячною активністю, можуть досягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч е.Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуються магнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальні магнітні області з напруженістю поля в сотні е поза сонячних плям. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону. Велику роль на С. грають магнітогазодінаміческіе та плазмові процеси. При температурі 5000-10 000 К газ досить іонізован, провідність його велика і завдяки величезним масштабам сонячних явищ значення електромеханічних і магнітомеханіческіх взаємодій вельми велике (див. Космічна магнітогідродинаміка).

Атмосферу С. утворюють зовнішні, доступні спостереженню шари. Майже все випромінювання С. виходить з нижньої частини його атмосфери, званої фотосферою. На підставі рівнянь променевого переносу енергії, променевого і локального термодинамічної рівноваги і спостережуваного потоку випромінювання можна теоретично побудувати модель розподілу температури і щільності з глибиною в фотосфері. Товщина фотосфери близько 300 км, її середня щільність 3 × 10 \u003d 4 кг / м3. температура в фотосфері падає у міру переходу до більш зовнішніх шарах, середнє її значення близько 6000 К, на межі фотосфери близько 4200 К. Тиск змінюється від 2? 104 до 102 н / м2. Існування конвекції в підфотосферній зоні С. проявляється в нерівномірного яскравості фотосфери, її зернистості - т. Зв. грануляційної структурі. Гранули являють собою яскраві цятки більш-менш круглої форми, видимі на зображенні С., отриманому в білому світі (рис. 2). Розмір гранул 150-1000 км, час життя 5-10 хв. окремі гранули вдається спостерігати протягом 20 хв. Іноді гранули утворюють скупчення розміром до 30 000 км.Гранули яскравіше міжгранульних проміжків на 20-30%, що відповідає різниці в температурі в середньому на 300 К. На відміну від ін. Утворень, на поверхні С. грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) в фотосфері складають за різними визначеннями 1-3 км / сек. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2-3 тис. Км, з періодом близько 5 хв і амплітудою швидкості близько 500 м / сек.После декількох періодів коливання в даному місці затухають, потім можуть виникнути знову. Спостереження показали також існування осередків, в яких рух відбувається в горизонтальному напрямку від центра осередку до її кордонів. Швидкості таких рухів близько 500 м / сек. Розміри осередків - супергранул - 30-40 тис. Км. Відповідно до положення супергранули збігаються з осередками хромосферної сітки. На кордонах супергранул магнітне поле посилено. Припускають, що супергранули відображають існування на глибині декількох тис. Км під поверхнею конвективних осередків такого ж розміру. Спочатку передбачалося, що фотосфера дає тільки безперервне випромінювання, а лінії поглинання утворюються в розташованому над нею звертаємо шарі. Пізніше було встановлено, що в фотосфері утворюються і спектральні лінії, і безперервний спектр. Однак для спрощення математичних викладок при розрахунку спектральних ліній поняття звертає шару іноді застосовується.

Сонячні плями і факели. Часто в фотосфері спостерігаються сонячні плями і факели (рис. 1 і 2). Сонячні плями - це темні утворення, що складаються, як правило, з більш темного ядра (тіні) і навколишнього його півтіні. Діаметри плям сягають 200 000 км. Іноді пляма буває оточене світлою облямівкою. Зовсім маленькі плями називаються порами. Час життя плям - від декількох годин до декількох мес.В спектрі плям спостерігається ще більше ліній і смуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, він нагадує спектр зірки спектрального класу КЗ. Зміщення ліній у спектрі плям через ефект Доплера вказують на рух речовини в плямах - витікання на нижчих рівнях і втеканіе на більш високих, швидкості руху досягають 3? 103 м / сек (ефект Евершеда). З порівнянь інтенсивностей ліній і безперервного спектра плям і фотосфери випливає, що плями холодніше фотосфери на 1-2 тис. Градусів (4500 К і нижче). Внаслідок цього на тлі фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2-0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні близько 80% фотосферної. Всі сонячні плями володіють сильним магнітним полем, що досягає для великих плям напруженості 5000 е.Обично плями утворюють групи, які по своєму магнітному полю можуть бути уніполярними, біполярними і мультиполярними, т. Е. Містять багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Групи плям завжди оточені смолоскипами і флоккулами, протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, і в сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів шоломів, опахал - все це разом утворює активну область на С. Середньорічна кількість спостережуваних плям і активних областей, а також середня площа, займана ними, змінюється з періодом близько 11 років. Це - середня величина, тривалість же окремих циклів сонячної активності коливається від 7,5 до 16 років (див. Сонячна активність). Найбільше число плям, одночасно видимих \u200b\u200bна поверхні С., змінюється для різних циклів більш ніж в два рази. В основному плями зустрічаються в т. Н. королівських зонах, що тягнуться від 5 до 30? гелиографической широти по обидва боки сонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місця розташування плям вище, в кінці циклу - нижче, а на більш високих широтах з'являються плями нового циклу. Найчастіше спостерігаються біполярні групи плям, що складаються з двох великих плям - головного і наступного, що мають протилежну магнітну полярність, і кілька дрібніших. Головні плями мають одну і ту ж полярність протягом усього циклу сонячної активності, ці полярності протилежні в північній та південній півсфера С. Мабуть, плями являють собою поглиблення в фотосфері, а щільність речовини в них менше щільності речовини в фотосфері на тому ж рівні .

В активних областях С. спостерігаються смолоскипи - яскраві фотосферні освіти, видимі в білому світі переважно поблизу краю диска С. Зазвичай смолоскипи з'являються раніше плям і існують деякий час після їх зникнення. Площа факельних майданчиків у кілька разів перевищує площу відповідної групи плям. Кількість смолоскипів на диску С. залежить від фази циклу сонячної активності. Максимальний контраст (18%) смолоскипи мають поблизу краю диска С., але не на самому краю. У центрі диска С. факели практично не видно, контраст їх дуже малий. факели мають складну волокнисту структуру, контраст їх залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. температура факелів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з 1 см2 перевищуютьфотосферних на 3-5%. Мабуть, факели трохи піднімаються над фотосферою. Середня тривалість їх існування - 15 діб, але може досягати майже 3 міс.

Хромосфера. Вище фотосфери розташований шар атмосфери С., званий хромосферою. Без спеціальних телескопів з вузькосмуговими світлофільтрами хромосфера видно тільки під час повного сонячного затемнення як рожеве кільце, що оточує темний диск, в ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосфери. Тоді можна спостерігати і спектр хромосфери, т. Н. спектр спалаху. На краю диска С. хромосфера представляється спостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики - хромосферні спікули. Діаметр спикул 200-2000 км, висота близько 10 000 км, швидкість підйому плазми в спікулах до 30 км / сек. Одночасно на С. може бути до 250 тис. Спикул. При спостереженні в монохроматичному світлі (наприклад, в світлі лінії іонізованого кальцію 3934 A) на диску С. видно яскраву хромосферні сітка, що складається з окремих вузликів - дрібних діаметром 1000 км і великих діаметром від 2000 до 8000 км. Великі вузлики є скупчення дрібних. Розміри осередків сітки 30-40 тис. Км.Полагают, що спікули утворюються на кордонах клітинокхромосферної сітки. При спостереженні в світлі червоної водневої лінії 6563 A близько сонячних плям в хромосфері видно характерна вихрова структура (рис. 3). Щільність в хромосфері падає зі збільшенням відстані від центру С. Число атомів в 1 см3 змінюється від 1015 поблизу фотосфери до 109 у верхній частині хромосфери. Спектр хромосфери складається з сотень емісійних спектральних, ліній водню, гелію, металів. Найбільш сильні з них - червона лінія водню Нa (6563 A) і лінії Н і К іонізованого кальцію з довжиною хвилі 3968 A і 3934 A. Протяжність хромосфери неоднакова при спостереженні в різних спектр, лініях: в найсильніших хромосферних лініях її можна простежити до 14 000 км над фотосферою. Дослідження спектрів хромосфери привело до висновку, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфері, температура переходить через мінімум і в міру збільшення висоти над підставою хромосфери стає рівною 8-10 тис. К, а на висоті в декілька тис. Км досягає 15 -20 тис. К. Встановлено, що в хромосфері має місце хаотичний (турбулентний) рух газових мас зі швидкостями до 15? 103 м / сек.В хромосфере факели в активних областях видно в монохроматичному світлі сильних хромосферних ліній як світлі освіти, звані зазвичай флоккулами . У лінії Нa добре видно темні утворення, звані волокнами. На краю диска С. волокна виступають за диск і спостерігаються на тлі неба як яскраві протуберанці. Найбільш часто волокна і протуберанці зустрічаються в чотирьох розташованих симетрично щодо сонячного екватора зонах: полярних зонах північніше + 40? і на південь від -40? гелиографической широти і низькоширотних зонах близько? 30? на початку циклу сонячної активності і 17? в кінці циклу. Волокна і протуберанці низькоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їх максимум збігається з максимумом плям. У високоширотних протуберанців залежність від фаз циклу сонячної активності виражена менше, максимум настає через 2 роки після максимуму плям. Волокна, які є спокійними протуберанцями, можуть досягати довжини сонячного радіуса і існувати протягом декількох обертів С. Середня висота протуберанців над поверхнею С. складає 30-50 тис. Км, середня довжина - 200 тис. Км, ширина - 5 тис. Км. Згідно з дослідженнями А. Б. Північного, все протуберанці за характером рухів можна розбити на 3 групи: електромагнітні, в яких рухи відбуваються по упорядкованим викривлених траєкторіях - силовим лініям магнітного поля; хаотичні, в яких переважають невпорядковані, турбулентні руху (швидкості близько 10 км / сек); вулканічні, в яких речовина спочатку спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (що досягає 700 км / сек) геть від С. температура в протуберанцях (волокнах) 5-10 тис. К, щільність близька до середньої щільності хромосфери. Волокна, що представляють собою активні, мінливі протуберанці, досить швидко змінюються за кілька годин або навіть хвилин. Форма і характер рухів в протуберанцях тісно пов'язані з магнітним полем в хромосфері і сонячній короні.

Сонячна корона - зовнішня і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери, що простягається на кілька (більше 10) сонячних радіусів. До 1931 корону можна було спостерігати тільки під час повного сонячного затемнення у вигляді сріблясто-перлового сяйва навколо закритого Місяцем диска С. (див. Т. 9, вклейка до стор. 384-385). У короні добре виділяються деталі її структури: шоломи, опахала, корональні промені і полярні щіточки. Після винаходу коронографа сонячну корону стали спостерігати і поза затемнень. Загальна форма корони змінюється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута уздовж екватора, в роки максимуму вона майже сферична. У білому світі поверхнева яскравість сонячної корони в мільйон разів менше яскравості центру диска С. Савчин її утворюється в основному в результаті розсіювання фотосферного випромінювання вільними електронами. Практично всі атоми в короні ионизована. Концентрація іонів і вільних електронів біля основи корони складає 109 часток в 1 см3. Нагрівання корони здійснюється аналогічно до нагрівання хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається в нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідності корона майже ізотермічна - температура знижується назовні дуже повільно. Відтік енергії в короні відбувається кількома шляхами. У нижній частині корони основну роль грає перенесення енергії вниз завдяки теплопровідності. До втрати енергії призводить відхід з корони найбільш швидких частинок. У зовнішніх частинах корони велику частину енергії забирає сонячний вітер - потік корональної газу, швидкість якого зростає з віддаленням від С. від декількох км / сек у його поверхні до 450 км / сек на відстані Землі. температура в короні перевищує 106К. В активних областях температура вище - до 107К. Над активними областями можуть утворюватися т. Н. корональні конденсації, в яких концентрація частинок зростає в десятки разів. Частина випромінювання внутрішньої корони - це лінії випромінювання багаторазово іонізованих атомів заліза, кальцію, магнію, вуглецю, кисню, сірки та ін. Хімічних елементів. Вони спостерігаються і у видимій частині спектру, і в ультрафіолетовій області. У сонячній короні генеруються радіовипромінювання С. в метровому діапазоні і рентгенівське випромінювання, що посилюються у багато разів в активних областях. Як показали розрахунки, сонячна корона не знаходиться в рівновазі з міжпланетної середовищем. З корони в міжпланетний простір потоки часток, що утворюють сонячний вітер. Між хромосферою і короною є порівняно тонкий перехідний шар, в якому відбувається різке зростання температури до значень, характерних для корони. Умови в ньому визначаються потоком енергії з корони в результаті теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частини ультрафіолетового випромінювання С. Хромосфера, перехідний шар і корона дають радіовипромінювання С. В активних областях структура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється. Ця зміна, однак, ще недостатньо вивчено.

Сонячні спалахи. В активних областях хромосфери спостерігаються раптові і порівняно короткочасні збільшення яскравості, видимі відразу в багатьох спектральних лініях. Ці яскраві освіти існують від декількох хвилин до декількох годин. Вони називаються сонячними спалахами (колишня назва - хромосферні спалаху). Спалахи найкраще видно в світлі водневої лінії Нa, але найбільш яскраві видно іноді і в білому світі. У спектрі сонячного спалаху налічується декілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних і іонізованих. температура тих верств сонячної атмосфери, які дають світіння в хромосферних лініях (1-2)? 104 К, в більш високих шарах - до 107 К. Щільність часток у спалаху досягає 1013-1014 в 1 см3. Площа сонячних спалахів може досягати 1015 м3. Зазвичай сонячні спалахи відбуваються поблизу швидко розвиваються груп сонячних плям з магнітним полем складної конфігурації. Вони супроводжуються активізацією волокон і флоккулов, а також викидами речовини. При спалаху виділяється велика кількість енергії (до 1010-1011 дж) .Предполагается, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагрівання і прискоренню протонів і електронів, що викликають подальший розігрів газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, утворення ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значне збільшення ультрафіолетового випромінювання С., супроводжуються сплесками рентгенівського випромінювання (іноді вельми потужними), сплесками радіовипромінювання, викидом корпускул високих енергій аж до 1010 еВ. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення світіння в хромосфері. Деякі сонячні спалахи (вони називаються протонними) супроводжуються особливо сильними потоками енергійних частинок - космічними променями сонячного походження. Протонні спалахи створюють небезпеку для знаходяться в польоті космонавтів, тому що енергійні частинки, стикаючись з атомами оболонки космічного корабля, породжують гальмівне, рентгенівське і гамма-випромінювання, причому іноді в небезпечних дозах.

Вплив сонячної активності на земні явища. С. є в кінцевому рахунку джерелом всіх видів енергії, якими користується людство (крім атомної енергії). Це - енергія вітру, падаючої води, енергія, що виділяється при згорянні всіх видів пального. Дуже різноманітне вплив сонячної активності на процеси, що відбуваються в атмосфері, магнітосфері і біосфері Землі (див. Сонячно-земні зв'язки).

Інструменти для дослідження С. Спостереження С. ведуться за допомогою рефракторів невеликого або середнього розміру і великих дзеркальних телескопів, у яких велика частина оптики нерухома, а сонячні промені направляються всередину горизонтальній або баштової установки телескопа за допомогою одного (сідеростат, геліостат) або двох (целостат ) рухомих дзеркал (див. рис. до ст. Баштовий телескоп). При будівництві великих сонячних телескопів особлива увага звертається на високу просторову роздільну здатність по диску С. Створено спеціальний тип сонячного телескопа - внезатменний коронограф. Усередині коронографа здійснюється затемнення зображення С. штучної "Місяцем" - спеціальним непрозорим диском. У коронографа у багато разів зменшується кількість розсіяного світла, тому можна спостерігати поза затемнення самі зовнішні шари атмосфери С. Сонячні телескопи часто забезпечуються вузькосмуговими світлофільтрами, що дозволяють вести спостереження в світлі однієї спектральної лінії. Створено також нейтральні світлофільтри зі змінною прозорістю по радіусу, що дозволяють спостерігати сонячну корону на відстані декількох радіусів С. Зазвичай великі сонячні телескопи забезпечуються потужними спектрографами з фотографічною або фотоелектричної реєстрацією спектрів. Спектрограф може мати також магнітограф - прилад для дослідження зєємановського розщеплювання і поляризації спектральних ліній і визначення величини і напряму магнітного поля на С. Необхідність усунути замивалося дію земної атмосфери, а також дослідження випромінювання С. в ультрафіолетовій, інфрачервоній і деяких ін. Областях спектра, які поглинаються в атмосфері Землі, привели до створення орбітальних обсерваторій за межами атмосфери, що дозволяють отримувати спектри С. і окремих утворень на його поверхні поза земною атмосферою.

• Ми можемо встановити ряд великих відбивачів в точці Лагранжа L1, щоб не давати частині світу досягати Землі.
• Ми можемо змінити за допомогою геоінженерії атмосферу / альбедо нашої планети, щоб вона відображала більше світла і поглинала менше.
• Ми можемо позбавити планету від парникового ефекту, прибравши молекули метану і діоксиду вуглецю з атмосфери.
• Ми можемо покинути Землю і зосередитися на тераформуванні зовнішніх світів на зразок Марса.

В теорії все може спрацювати, але зажадає колосальних зусиль і підтримки.

Однак рішення про міграцію Землі на віддалену орбіту може стати остаточним. І хоча нам доведеться постійно відводити планету з орбіти, щоб підтримувати температуру постійної, на це підуть сотні мільйонів років. Щоб компенсувати ефект 1% збільшення світності Сонця, потрібно відвести Землю на 0,5% відстані від Сонця; щоб компенсувати збільшення в 20% (тобто за 2 мільярди років), потрібно відвести Землю на 9,5% далі. Земля буде вже не в 149 600 000 км від Сонця, а в 164 000 000 км.

Відстань від Землі до Сонця не сильно змінилося за останні 4,5 мільярда років. Але якщо Сонце буде нагріватися і ми не хочемо, щоб Земля присмажилася остаточно, нам доведеться серйозно розглянути можливість міграції планети.

На це потрібно багато енергії! Зрушити Землю - все її шість септілліонов кілограмів (6 x 10 24) - подалі від Сонця - значить істотно змінити наші орбітальні параметри. Якщо ми відведемо планету від Сонця на 164 000 000 км, будуть помітні очевидні відмінності:

• Земля буде здійснювати оборот навколо Сонця на 14,6% довше
• для підтримки стабільної орбіти, наша орбітальна швидкість повинна впасти з 30 км / с до 28,5 км / с
• якщо період обертання Землі залишиться колишнім (24 години), в році буде не 365, а 418 днів
• Сонце буде набагато менше в небі - на 10% - а припливи, викликані Сонцем, будуть слабкіше на кілька сантиметрів

Якщо Сонце роздується в розмірах, а Земля віддалиться від нього, два цих ефекту не зовсім компенсуються; Сонце буде здаватися менше з Землі

Але для того, щоб вивести Землю так далеко, нам потрібно зробити дуже великі енергетичні зміни: нам потрібно буде змінити гравітаційну потенційну енергію системи Сонце - Земля. Навіть беручи до уваги всі інші фактори, включаючи уповільнення руху Землі навколо Сонця, нам доведеться змінити орбітальну енергію Землі на 4,7 х 10 35 джоулів, що еквівалентно 1,3 х 10 20 терават-годин: в 10 15 разів більше щорічних витрат енергії , які несе людство. Можна було б подумати, що через два мільярди років вони будуть іншими, так і є, але не сильно. Нам знадобиться в 500 000 разів більше енергії, ніж людство генерує сьогодні у всьому світі, і все це піде на пересування Землі в безпечне місце.

Швидкість, з якою планети обертаються навколо Сонця, залежить від їх відстані до Сонця. Повільна міграція Землі на 9,5% відстані не порушить орбіти інших планет.

Технології - це не найскладніше питання. Складне питання куди більш фундаментальний: як ми отримаємо всю цю енергію? У реальності є тільки одне місце, яке задовольнить наші потреби: це саме Сонце. В даний час Земля отримує близько 1500 Вт енергії на квадратний метр від Сонця. Щоб отримати достатню потужність для міграції Землі за потрібний проміжок часу, нам доведеться побудувати масив (в космосі), який збере 4,7 х 10 35 джоулів енергії, рівномірно, за 2 мільярди років. Це означає, що нам потрібен масив площею 5 x 10 15 квадратних метрів (і 100% ефективністю), що еквівалентно всій площі десяти планет, як наша.

Концепція космічної сонячної енергії розробляється вже давно, але ніхто поки не уявляв собі масив сонячних елементів розміром в 5 мільярдів квадратних кілометрів.

Тому щоб перевезти Землю на безпечну орбіту подалі, знадобиться сонячна панель в 5 мільярдів квадратних кілометрів 100-відсоткової ефективності, вся енергія якої буде йти на виштовхування Землі на іншу орбіту протягом 2 мільярдів років. Чи можливо це фізично? Абсолютно. З сучасними технологіями? Взагалі ніяк. Чи можливо це практично? З тим, що ми знаємо зараз, майже напевно немає. Перетягнути цілу планету складно з двох причин: по-перше, через сили гравітаційного тяжіння Сонця і через масивності Землі. Але ми маємо саме таке Сонце і таку Землю, а Сонце буде нагріватися незалежно від наших діянь. Поки ми не придумаємо, як зібрати і використовувати таку кількість енергії, нам будуть потрібні інші стратегії.

Пояснити неможливо ... September 29th, 2016

Вчені з Лабораторії реактивного руху НАСА та Національної лабораторії Лос-Аламоса (США) склали список астрономічних явищ, що спостерігаються в Сонячній системі, які пояснити абсолютно неможливо ...

Ці факти багаторазово перевірені, і сумніватися в їх реальності не доводиться. Та тільки в існуючу картину світу вони абсолютно не вписуються. А це означає, що або ми не зовсім правильно розуміємо закони природи, або ... хтось ці самі закони постійно змінює.

Ось дивіться деякі приклади:

Хто розганяє космічні зонди

У 1989 році дослідницький апарат «Галілео» вирушив у далеку подорож до Юпітера. Для того щоб надати йому потрібну швидкість, вчені використовували «гравітаційний маневр». Зонд двічі наближався до Землі так, щоб сила гравітації планети змогла його «підштовхнути», надаючи додаткове прискорення. Але після маневрів швидкість «Галілео» виявилася вищою розрахованої.

Методика була відпрацьована, і раніше всі апарати розганялися нормально. Потім учені змушені були відправляти в дальній космос ще три дослідні станції. Зонд NEAR відправився до астероїда Ерос, «Розетта» полетіла вивчати комету Чурюмова-Герасименко, а «Кассіні» пішла до Сатурну. Всі вони здійснювали гравітаційний маневр однаково, і у всіх остаточна швидкість виявлялася більше розрахункової - за цим показником вчені стежили всерйоз після поміченою аномалії з «Галілео».

Пояснення того, що відбувається, не було. Зате всі апарати, відправлені до інших планет вже після «Кассіні», дивне додаткове прискорення при гравітаційному маневрі вже чомусь не отримували. Так що ж за «щось» в період з 1989 ( «Галілео») по 1997 рік ( «Кассіні») надавало всім зондам, які йшли в далекий космос, додатковий розгін?

Вчені до цих пір розводять руками: кому знадобилося «підштовхнути» чотири супутники? У уфологічних колах навіть виникала версія, що якийсь Вищий розум вирішив, що треба б допомогти землянам досліджувати Сонячну систему.

Зараз цей ефект не спостерігається, і чи виявиться він коли-небудь ще - невідомо.

Чому Земля тікає від сонця?

Вчені вже давно навчилися вимірювати відстань від нашої планети до світила. Зараз воно вважається рівним 149 597 870 кілометрів. Раніше вважали, ніби воно незмінно. Але в 2004 році російські астрономи виявили, що Земля віддаляється від Сонця приблизно на 15 сантиметрів на рік - це в 100 разів більше, ніж похибка вимірювань.

Відбувається те, що раніше описували лише в фантастичних романах: планета вирушила у «вільне плавання»? Природа почався подорожі поки невідома. Звичайно, якщо швидкість видалення не зміниться, то пройдуть ще сотні мільйонів років, перш ніж ми відійдемо від Сонця настільки, що планета замерзне. Але раптом швидкість збільшиться. Або, навпаки, Земля почне наближатися до світила?

Поки ніхто не знає, що буде відбуватися далі.

Хто «піонерів» не пускає за кордон

Американські зонди «Піонер-10» і «Піонер-11» були запущені відповідно в 1972 і 1983 роках. До нинішнього моменту вони вже повинні були вилетіти за межі Сонячної системи. Однак в певний момент і один, і другий з незрозумілих причин почали змінювати траєкторію, немов невідома сила не хоче відпускати їх занадто далеко.

«Піонер-10» відхилився вже на чотириста тисяч кілометрів від розрахованої траєкторії. «Піонер-11» в точності повторює шлях побратима. Є безліч версій: вплив сонячного вітру, витік палива, помилки програмування. Але всі вони не надто переконливі, оскільки обидва кораблі, запущені з інтервалом в 11 років, поводяться однаково.

Якщо не брати до уваги підступи інопланетян або божественний задум ні випустити людей за межі Сонячної системи, то, можливо, тут як раз проявляється вплив загадкової темної матерії. Або ж діють якісь невідомі нам гравітаційні ефекти?

Що таїться на околиці нашої системи

Далеко-далеко за карликовою планетою Плутон є загадковий астероїд Седна - один з найбільших у нашій системі. До того ж Седна вважається найбільш корисним об'єктом у нашій системі - він навіть червоно Марса. Чому - невідомо.

Але головна загадка в іншому. Повний виток навколо Сонця він робить за 10 тисяч років. Причому звертається по дуже витягнутій орбіті. Чи то цей астероїд прилетів до нас з іншої зоряної системи, або, може бути, як вважають деякі астрономи, з кругової орбіти його збило гравітаційне тяжіння якогось великого об'єкта. Якого? Астрономи ніяк не можуть його знайти.

Чому сонячні затемнення такі ідеальні

У нашій системі розміри Сонця і Місяця, а також відстань від Землі до Місяця і до Сонця підібрані дуже оригінально. Якщо з нашої планети (до речі, єдиною, де є розумне життя) спостерігати сонячне затемнення, то диск Селени ідеально рівно закриває диск світила - їх розміри співпадають в точності.

Була б Місяць трохи менше або ж знаходилася далі від Землі, то повних сонячних затемнень у нас ніколи б не було. Випадковість? Щось не віриться…

Чому ми живемо так близько до нашого світила

У всіх вивчених астрономами зоряних системах планети розташовуються по одному і тому ж ранжиру: чим більше планета, тим ближче вона до світила. У нашій же Сонячній системі гіганти - Сатурн і Юпітер - розташовуються в середині, пропустивши вперед «малюків» - Меркурій, Венера, Земля і Марс. Чому так сталося - невідомо.

Якби у нас був такий же світопорядок, як в околицях всіх інших зірок, то Земля б перебувала десь в районі нинішнього Сатурна. А там панує пекельний холод і ніяких умов для розумного життя.

Радіосигнал із сузір'я Стрільця

У 1970-х роках в США розпочалася програма з пошуку можливих інопланетних радіосигналів. Для цього радіотелескоп скеровували на різні ділянки небосхилу, і він сканував ефір на різних частотах, намагаючись виявити сигнал штучного походження.

Кілька років астрономи похвалитися хоч якимись результатами не могли. Але 15 серпня 1977 року під час чергування астронома Джеррі Ехмана самописець, котрий реєстрував усе, що потрапляло в «вуха» радіотелескопа, зафіксував якийсь сигнал або шум, що тривав 37 секунд. Цей феномен отримав назву WОW! - за статтею на полях, яку вивів червоним чорнилом приголомшений Ехман.

«Сигнал» йшов на частоті 1420 МГц. Згідно з міжнародними угодами, жоден земний передавач не працює в цьому діапазоні. Він виходив із напрямку сузір'я Стрільця, де найближча зірка розташована на відстані 220 світлових років від Землі. Чи був він штучний - відповіді немає досі. Згодом вчені неодноразово обшукували цю ділянку неба. Але безрезультатно.

Темна матерія

Всі галактики в нашому Всесвіті з великою швидкістю обертаються навколо одного центру. Але коли вчені підрахували загальні маси галактик, то виявилося, що вони занадто легкі. І за законами фізики вся ця карусель давно б зламалася. Однак не ламається.

Щоб пояснити це явище, вчені висунули гіпотезу, ніби у Всесвіті є темна матерія, яку неможливо побачити. Але ось що вона собою являє і як би її помацати, астрономи поки не уявляють. Відомо лише, що її маса становить 90% маси Всесвіту. А це означає, що ми знаємо, що за світ нас оточує, все на одну десяту частину.

Життя на Марсі

Пошуки органіки на Червоній планеті почалися в 1976 році - там приземлились американські апарати Viking. Вони повинні були провести ряд експериментів з метою або підтвердити, або спростувати гіпотезу про населеність планети. Результати виявилися суперечливими: з одного боку, в атмосфері Марса було виявлено метан - очевидно, біогенного походження, але не було ідентифіковано жодної органічної молекули.

Дивні підсумки експериментів списали на хімічний склад марсіанського грунту і вирішили, що життя на Червоній планеті все-таки немає. Однак ряд інших досліджень дають можливість припустити, що на поверхні Марса колись була волога, що знову ж таки говорить на користь існування життя. На думку деяких, мова може йти про підземні формах життя.

Які загадки не варті і "виїденого яйця"?

джерела